Large-‑scale ¡EE ¡ and ¡tau ¡ Jo ¡Dunkley ¡ University ¡of ¡Oxford ¡ Jo Dunkley
Effect ¡of ¡reionization ¡on ¡the ¡CMB R R z where � ( z ) ¼ c � T 0 n e ( z 0 ) dz 0 ( dt / dz 0 ) i TT TE EE BB Fig: Simone Aiola
What ¡reionization ¡questions? • ¡When ¡does ¡the ¡enBre ¡volume ¡of ¡the ¡inter-‑galacBc ¡medium ¡become ¡ filled ¡with ¡ionized ¡gas? ¡ ¡ • ¡How ¡extended ¡is ¡the ¡reionizaBon ¡process? ¡ ¡ • ¡What ¡does ¡this ¡tell ¡us ¡about ¡the ¡first ¡generaBon ¡of ¡ionizing ¡sources, ¡ and ¡on ¡the ¡surrounding ¡IGM, ¡including ¡the ¡impact ¡of ¡feedback
Current ¡CMB ¡polarization ¡data Angular scale 90 � 1 � 0.2 � 0.1 � 0.04 � Fig: E. Calabrese 10 3 CMB- TT Planck ACT SPT 10 2 ACTPol SPTpol POLARBEAR BICEP2/Keck/Planck 10 1 D ` [ µ K] 2 CMB- EE 10 0 10 � 1 CMB- BB 10 � 2 10 � 3 2 180 500 1500 3000 5000 Multipole `
Large-‑scale ¡E-‑mode ¡data TT Planck, ¡ BICEP2, ¡ WMAP EE r=0.1 ¡ ~upper ¡ BB limit tau = 0.078 ± 0.019 (Planck-2015 +LFI-pol) tau = 0.071 ± 0.013 (Planck-2015 +WMAP-pol) Current ¡tightest ¡limits ¡from ¡WMAP ¡(+Planck ¡dust: ¡down ¡~1-‑sigma ¡with ¡better ¡dust ¡removal) ¡ LFI ¡70 ¡GHz ¡consistent ¡but ¡larger ¡errors; ¡Planck ¡HFI ¡analysis ¡underway ¡-‑ ¡see ¡Monday ¡talks! ¡ Systematics ¡are ¡challenging.
¡ Foregrounds ¡matter ¡for ¡EE ¡too 30 44 70 100 143 217 353 Synchrotron RMS brightness temperature ( µ K) 2 10 Thermal dust 1 10 Sum fg 0 10 CMB -1 10 10 30 100 300 1000 Frequency (GHz) Planck ¡Collaboration ¡2015 Typically subtract global synchrotron and dust templates from the CMB bands and astrophysical component for temperature ( left ) and polarization
¡ Foregrounds ¡matter ¡for ¡EE ¡too α Ka band - dust Planck 353GHz 0.008 GalacBc ¡foreground ¡uncertainty ¡sBll ¡ not ¡fully ¡understood/characterized ¡ for ¡cleaning ¡WMAP ¡Q/U ¡maps 0.006 β β 0.004 Analysis mask Processing mask 0.002 0.26 0.28 0.30 0.32 0.34 α Planck ¡Collaboration ¡2013 Worries ¡with ¡current ¡model ¡ Figure E.1. • use ¡spaBally ¡invariant ¡scaling ¡from ¡global ¡synchrotron ¡and ¡dust ¡templates ¡ • ignore ¡scale-‑dependent ¡spaBal ¡correlaBon ¡between ¡dust ¡and ¡pol ¡ • ignore ¡polarized ¡AME ¡ What ¡is ¡the ¡‘correct’ ¡current ¡constraint ¡on ¡opBcal ¡depth?
� � � � � � � � � � � � � � � � � � � � � � ¡ What ¡would ¡we ¡like ¡to ¡measure? Q signal sim WMAP5 Q data ‘Planck’ Q recovered sim (Blue book white noise) This is better than current data. -7.0 T( � K) 7.0 Even beyond this would like to lower noise and lower foreground uncertainty Dunkley et al 2009, Armitage-Caplan et al 2011 0.6 T( � K) 2.0
¡ Improvements ¡on ¡tau/As Sigma(tau) ¡from ¡large-‑scale ¡EE: ¡ 2013 ¡ ¡ ¡WMAP ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡>= ¡0.013 ¡ 2015 ¡ ¡ ¡Planck ¡LFI ¡ ¡>= ¡0.019 ¡ 2016? ¡Planck ¡HFI ¡>= ¡0.005 ¡ 2025? ¡‘CV’ ¡sigma ¡>= ¡0.002 ¡ This ¡will ¡be ¡a ¡valuable ¡measurement ¡for ¡ the ¡reionizaBon ¡community ¡ Primordial ¡amplitude ¡As: ¡ similar ¡scaling CMBPol ¡White ¡Paper, ¡Zaldarriaga ¡et ¡al ¡2008
¡ Measuring ¡reionization ¡history CMBPol ¡White ¡Paper, ¡Zaldarriaga ¡et ¡al ¡2008 • Can ¡distinguish ¡very ¡different ¡durations, ¡but ¡not ¡strong ¡constraint ¡on ¡duration ¡(and ¡depends ¡on ¡actual ¡value ¡of ¡ tau) ¡-‑ ¡kSZ ¡will ¡do ¡that ¡better ¡ • Could ¡make ¡at ¡least ¡two-‑bin ¡measurements ¡of ¡optical ¡depth ¡ ¡ • How ¡many ¡principal ¡components? ¡1-‑2 ¡for ¡WMAP, ¡2-‑3 ¡for ¡Planck-‑HFI?, ¡4-‑5 ¡for ¡CV
¡ To ¡use ¡growth ¡of ¡structure, ¡want ¡primordial ¡amplitude Structure ¡probes ¡like ¡ CMB ¡lensing ¡measure ¡ amplitude ¡of ¡structure ¡ at ¡late ¡Bmes. ¡ For ¡example, ¡neutrino ¡ mass ¡suppresses ¡ structure. ¡Also ¡ curvature ¡and ¡w ¡ne ¡-‑1. ¡ Constraints ¡limited ¡by ¡ knowledge ¡of ¡primordial ¡ amplitude, ¡as ¡non-‑ LCDM ¡effects ¡mostly ¡ look ¡like ¡a ¡change ¡in ¡ amplitude. Allison et al 2015
¡ Impact ¡of ¡tau ¡on ¡neutrino ¡mass ¡forecasts Allison ¡et ¡al ¡2015 Improved ¡tau ¡measurement ¡could ¡halve ¡(or ¡more) ¡constraints ¡on ¡late-‑time ¡parameters ¡ ¡ Similar ¡degeneracies ¡seen ¡for ¡e.g. ¡curvature/dark ¡energy/anything ¡that ¡affects ¡growth. ¡ Q. ¡Are ¡our ¡standards ¡different ¡for ¡fundamental ¡physics ¡parameters ¡versus ¡‘astrophysical’ ¡ parameters?
¡ How ¡low ¡in ¡ell ¡do ¡we ¡need? Allison ¡et ¡al ¡2015 • Need ¡to ¡get ¡to ¡large ¡scales, ¡but ¡l~10-‑15 ¡is ¡pretty ¡good. ¡However, ¡that ¡is ¡a ¡challenge ¡from ¡the ¡ ground ¡or ¡from ¡balloons. ¡NB. ¡Planck-‑pol’ ¡is ¡not ¡at ¡this ¡level ¡yet ¡ ¡ • If ¡you ¡want ¡to ¡improve ¡neutrino ¡mass ¡measurements ¡beyond ¡nominal ¡S3 ¡levels, ¡an ¡improved ¡ tau ¡measurement ¡helps ¡ more ¡than ¡decreasing ¡small-‑scale ¡Q/U ¡noise ¡below ¡10 ¡uK/arcmin
Prospects ¡from ¡Atacama ¡Desert ACT CLASS POLARBEAR ACT
Will ¡tau ¡be ¡measured ¡by ¡21cm ¡before ¡CMB? Forecast ¡for ¡HERA ¡from ¡Liu ¡et ¡al ¡2015; ¡in ¡principle ¡yes ¡but ¡foregrounds ¡will ¡be ¡significant ¡and ¡ field ¡still ¡developing. P
¡ Status/opinion • Even ¡if ¡Planck ¡had ¡reached ¡Blue-‑book ¡noise ¡levels, ¡there ¡would ¡remain ¡improvements ¡to ¡be ¡ made ¡in ¡large-‑scale ¡EE ¡(and ¡TE). ¡Sigma(tau) ¡—> ¡0.002. ¡Current ¡limits ¡are ¡sigma(tau)>=0.013. ¡ • Planck ¡has ¡not ¡yet ¡demonstrated ¡systemaBcs-‑free ¡large-‑scale ¡polarisaBon ¡performance ¡from ¡ HFI, ¡although ¡see ¡Monday’s ¡talks ¡for ¡an ¡update. ¡ • The ¡large-‑scale ¡foregrounds ¡are ¡sBll ¡not ¡fully ¡characterized, ¡even ¡for ¡EE. ¡ • We ¡need ¡beOer ¡tau ¡measurement ¡to ¡fully ¡exploit ¡growth ¡measurements ¡for ¡neutrino ¡mass ¡ and ¡curvature. ¡ • There ¡is ¡also ¡other ¡interesTng ¡physics ¡at ¡l<~50 ¡scales ¡that ¡are ¡hard ¡to ¡reach ¡from ¡the ¡ ground. ¡See ¡Cora’s ¡talk, ¡plus ¡isocurvature ¡fluctuaTons ¡that ¡can ¡be ¡seen ¡at ¡large ¡scales ¡in ¡EE. ¡ • Ground-‑ ¡and ¡balloon-‑based ¡experiments ¡may ¡improve ¡on ¡Planck-‑tau ¡before ¡2025 ¡(CLASS, ¡ Spider). ¡But, ¡their ¡frequency ¡coverage ¡will ¡be ¡limited ¡and ¡angular ¡reach ¡not ¡yet ¡known. ¡ • We ¡need ¡a ¡be)er ¡2<l<~50 ¡EE ¡measurement. ¡To ¡make ¡it ¡robustly, ¡we ¡need ¡mul>-‑frequency ¡ data ¡from ¡space, ¡designed ¡to ¡minimize ¡large-‑scale ¡polariza>on ¡systema>cs. ¡LiteBIRD ¡is ¡ already ¡more ¡than ¡a ¡1-‑parameter ¡experiment.
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